Ánh sáng và hiệu ứng Doppler pps

Ánh sáng và hiệu ứng
Doppler
Bạn ném một hòn đá xuống hồ nước. Những sóng tròn sẽ lan truyền từ
nơi hòn đá chạm mặt nước cho đến tận bờ hồ. Khoảng cách giữa hai đỉnh
sóng kế tiếp được gọi là bước sóng.
Số đỉnhsóng tới được bờ trong một giây (nhận được bằng cách lấy vận tốc
truyền sóngchiacho bước sóng)gọi là tần số của sóng. Cũng như vậy, một nguồn
sáng sẽ phát các sóngánh sángđồng tâmtruyền với vậntốc 300.000km/s, chỉ có
điều các sóng này không phải hình trònmà làhình cầu.Ánh sáng cũngđượcđặc
trưng bởi bước sóng l vàtần số f, màf thì tỷ lệ nghịchvới l :
=
c
l
với c = vận tốc ánh sáng
Bướcsóng hoặctần số của ánhsáng xácđịnh nănglượngE của nó. Ánhsáng
có nănglượng càng lớnnếu tần số của nó càng cao hay bước sóng của nó càng
ngắn (Ea f hay Ea 1/l)
Phổ của các sóng điện từ nhận được bằngcách thay
đổi bướcsóng hoặc tần số của ánh sáng. Tiagammacó
bước sóng ngắnnhất (khoảng một phần mười tỉ cm), tần
số lớn nhất (cácsóng tới với số lượng là 300tỉ tỉ [3.10
20
]
trong mộtgiây)và có năng lượnglớn nhất. Theo thứ tự
giảm về năng lượng hoặc tần số, hay một cách tương
đương,với sự tăngvề bước sóng ta lần lượtcó tiaX, ánh
sáng tử ngoại, ánh sáng thấy được, ánh sáng hồng ngoại
và ánh sáng (sóng) vô tuyến. Ánh sáng thấy đượcchỉ
chiếm mộtvùng rất nhỏ, với bước sóngnằm trongkhoảng
giữa 3 và 7phầntrăm ngàncm vàtới đập vào mắtchúng
ta với tầnsố khoảng một triệu tỉ trong 1 giây (10

15
). Đối
với ánh sáng vô tuyến,bước sóng của nó có thể đạt tới 1kmvà với tần số tương đối
nhỏ, cỡ 300.000/s
Bầu khí quyển của Trái Đất không trong suốtvới mọi ánh sáng. Chỉ có ánh
sáng thấy đượcvà một phần nhò ánhsáng hồng ngoại và ánh sáng vô tuyến là có
thể điqua nó và được thubời kính thiên văn trên TráiĐất. Những ánh sáng khác
chỉ có thể thu được ở băn trên bầu khíquyển Trái Đất nhờ các kính thiên văn được
mang bởi vệ tinh.
Bước sóng củaánh sáng (haytần số
hoặc nănglượng của nó) sẽ thay đổi khi
nguồn sáng chuyển động đối với người quan
sát (hoặc khi người quansát chuyển động đối
với nguồn sáng: ở đây chỉ tính chuyển động
tương đối) Nếunguồn sáng chuyểnđộng ra
xa,ánh sáng sẽ mất nhiều thời gian hơn để tới người quansát, bước sóng quan sát
được, l(q.sát), tức khoảng cáchgiữa haiđỉnh sóng kế tiếp tới người quansát sẽ dài
hơnso với bướcsóng của ánh sáng được phátra, l(phát), theocông thức:
l(
q.sát)
l(phát)
1
+
v
c
trong đó v làvận tốc tươngđốicủa nguồn sángvà người quan sát, c là vận
tốc ánh sáng. Tần số và năng lượngcủaánh sángquansát được sẽ nhỏ hơn so với
ánh sáng phát ra.Nếu thay vì chuyểnđộng raxa, nguồn sáng chuyển động lại gần,
thì bướcsóng quan sát được sẽ ngắn hơn bước sóng củaánh sángphát ra.Khiđó,
trong công thức trên ta chỉ cần thay dấu cộng (+)thành dấu trừ (-). Tần số và

năng lượngcủaánh sángquansát được trong trường hợp này sẽ tăng thay vì giảm.
Hiện tượng nàygọi là "hiệu ứng Doppler" theo thêncủa nhà vật lý đã nghiêncứu
nó. Chínhnhờ dùng công thức trênvàmột radar mà cảnhsát đo được vận tốc xe
ôtô củabạn trên xa lộ. Viên cảnhsátđã biết trước tầnsố (hoặc bước sóng,l(phát)
do radarphát ra.Anhta có một dụng cụ đo tầnsố (hoặc bước sóng, l(q.sát) của
sóng vô tuyếnphản xạ ở phíasau xe của bạn!Hiệu ứngDopplercũng áp dụng
được choâm thanh. Tất cả chúng ta chắc đềunhận thấyrằng tiếng còi xesẽ trở
nên gắt hơn (tần số cao hơn) khixe tiến lại gầnvà trở nên trầm hơn khi xechạyra
xa.
Trongtrường hợpánhsáng thấy được, ánh sáng đỏ là có bước sóng dài (tức
là cótần số và năng lượngnhỏ) hơnsovới ánh sáng xanh.Chính vì vậymà người
ta dùng thuật ngữ "dịch chuyển về phía đỏ" để chỉ hiện tượng bướcsóng của ánh
sáng trở nên dài ra do chuyểnđộng chạy ra củanguồnsáng đốivới người quan sát
(giống như chuyển động chạy ra xacủa các thiênhà dosự giãn nở của vũ trụ) cho
dù ánh sáng cótính chất khác ngoài việc dùng để nhin thấy. Độ dịch chuyển về phía
đỏ được định nghĩa là độ thay đổi tương đối củabướcsóng so vớibước sóng phát:
=
l
(q.sát) -
l(phát)
l(phát)
v
c
Ngược lại, hiệntượng co ngắn bước sóng của ánh sáng phát dochuyển động
tiến lại gần của nguồn sáng được gọi là "dịch chuyểnvề phía xanh".Công thứctính
cho trường hợp này cũng tươngtự như dịch chuyển về phía đỏ,chỉ có điều khác là
tử số của công thức trêb được thay bằng (lphát)-l (q.sát). Các công thức cho ở trên
chỉ đúng đối với nhữngvận tốc rất nhỏ so với vậntốc ánhsáng c. Khi v tiến tới gần
c, ta phải dùngcông thức cho bởi thuyết Tươngđối hẹp:
l(

q.sát)
l(phát)
1 +
v/c
(1-
v
2
/c
2
)
1/
2
Kết quả ta được:
=
l(q.sát)
- l(phát)
l(phát)
1
+ v/c
(1-
v
2
/c
2
)
1/2
1
Theo công thứctrên, rõ ràng là khiv tiến gần đếnc, mẫusố sẽ tiếndần tới
zero vàđộ dịch chuyển về phía đỏ z sẽ trở nên rất lớn.Những tinh túcó sự dịch về
phía đỏ lớn nhất mà ta biết được là các quasar.Trongtrường hợp này,giá trị z lớn

nhất vào cỡ 4,4 tức là ánh sángcủa nó dịch về phíađỏ 440%. Để so sánh, zcủa
một thiên hàgần trong đámthiên hà Viergeở cách chúng ta 44triệu nămánh sáng
chỉ có giá trị là 0,003. Ánhsángcủa nó chỉ dịchvề phía đỏ 0,3%. Từ định luật
Hubble,định luật liên hệ độ dịch về phía đỏ với khoảng cách, suyra rằngcác
quasar,với độ dịch chuyển lớn về phía đỏ ở rất xachúng ta, tận biên giới của vũ
trụ. Vì nhìnxa tức là thấy sớm,nên quansát một quasar với z=4,4tương đương
với việclần ngượclại thời gian về thời kỳ mà tuổicủavũ trụ mới được2 tì năm,
tức lànhỏ hơnmột phần năm tuổi hiện nay củanó. Những tinhtú với z lớn giống
như các di vật khảo cổ sẽ giúp chúng ta giải mãquá khứ của vũ trụ.
Rất gần đây thôi, cácđộ dịch về phía đỏ đã biết của các thiên hàlà rất nhỏ so
với độ dịch của các quasar: chúng không vượt quá 1 Nhưng vào năm 1988,những
thiên hà ở rất xađã đượcphát hiện vàchúng có z đạt tới cỡ 3,5so được vớiđộ
dịch các quasar.Nhữngquan sát này ngụ ý rằngcác thiên hà đượcsinh ra từ rất
sớm, khoảng 2-3tỉ năm sau BigBang. Mọi mô hình của vũ trụ có tham vọng mô tả
sự hình thành của các thiên hàđều phải tính đến điều đó.